HD 101065
HD 101065Ascensión recta | 11 h 37 m 37.04110 s |
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Declinación | −46 ° 42 ′ 34,8754 ″ |
Constelación | Centauro |
Magnitud aparente | 8.02 |
Ubicación en la constelación: Centauro | |
Tipo espectral | F8p |
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Índice UB | 0,2 |
Índice BV | 0,76 |
Variabilidad | roAp |
Velocidad radial | +10,2 km / s |
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Movimiento limpio |
μ α = −46,757 mas / a μ δ = +34,024 mas / a |
Paralaje | 9.192 0 ± 0.034 3 mas |
Distancia | 108,790 3 ± 0,406 pieza (∼355 al ) |
Masa | 4,0 ± 0,1 M ☉ |
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Gravedad superficial (log g) | 4.2 |
Temperatura | 6600 K |
Edad | 56,6 ± 27,9 M una |
Otras designaciones
V816 Cen , CD -46 7232, CPD -46 5445, HD 101065 , SAO 222918, HIP 56709
HD 101065 , informalmente conocida como la estrella Przybylski , es una subgigante particular químicamente de la constelación del Centauro ubicada ~ 355 al (~ 109 pc ) del Sol ( arco de paralaje de 9.19 ± 0.03 milisegundos ). Es el prototipo de las estrellas Ap de oscilación rápida (roAp).
En 1961, el astrónomo australiano Antoni Przybylski descubrió que el espectro de esta estrella no coincidía con ningún tipo espectral estándar.
HD 101065 es claramente una estrella de tipo Ap , lo que también sería confirmado por la presencia de un campo magnético de -1408 ± 50 gauss .
HD 101065 es también el prototipo de las estrellas Ap de oscilación rápida (roAp). En 1978, DW Kurtz, quien llama a esta estrella "la estrella magnética de holmio", descubrió un período de 12,15 minutos y una amplitud de 0,01 a 0,02 mag.
En comparación con sus vecinos, el HD 101065 tiene un movimiento automático rápido de 23,8 ± 1,9 km s −1 .
La estrella de Przybylski se caracteriza por una clara escasez de hierro y níquel y una sobreabundancia inusual de varios elementos como:
À noter que le rapport isotopique 6 Li/ 7 Li (lithium) est de 0,3 (abondance de 6 Li : 23 %, contre 7,5 % sur Terre ), ce qui suggère une production par spallation à la surface de l' estrella.
Según un estudio publicado en 2008, se han identificado las líneas correspondientes a los siguientes actínidos en el espectro de absorción de la estrella de Przybylski:
Las semividas máximas son las del isótopo menos inestable para cada elemento, publicado por el OIEA (Organismo Internacional de Energía Atómica).
La estrella de Przybylski produjo recientemente estos actínidos observados en el espectro de absorción porque su vida media es corta. Por ejemplo, la más larga vida media de einstenio es 471,7 días para el isótopo 252 Es. Para producir estos nucleidos pesados, el proceso r requiere una fuente de neutrones lo suficientemente intensa como para que los núcleos absorban más de cuatro neutrones antes de emitir una partícula beta , y la fusión nuclear requiere núcleos lo suficientemente pesados lo suficientemente acelerados para superar su repulsión electrostática (por ejemplo, rayos cósmicos ).
Si estos elementos inestables se producen en las profundidades de la estrella, una convección muy rápida debe llevarlos a la superficie antes de que se descompongan para que aún sean lo suficientemente abundantes como para ser detectados. Sin embargo, las estrellas de tipo Ap químicamente específicas tienen un fuerte campo magnético y una velocidad de rotación bastante baja. Sus campos magnéticos generalmente altos evitan la homogeneización química por convección entre las diferentes capas de estas estrellas.
Muchos neutrones , rayos gamma , así como electrones altamente acelerados y núcleos atómicos como los rayos cósmicos que golpean la atmósfera de la estrella de Przybylski, esparcirían el litio y otros neutrones con muchos rayos X y rayos gamma secundarios, así como por fusión nuclear de los núcleos de elementos más pesados. Una convección rápida con las capas profundas de la estrella ya no sería necesaria y la ausencia de convección favorecería el mantenimiento de los elementos producidos en la atmósfera exterior donde absorben la luz emitida por las capas inferiores y donde sus propias emisiones son poco absorbidas. .
Una supernova cercana produce muchos neutrones y núcleos atómicos que son muy acelerados como los rayos cósmicos . Para que quedara suficiente einstenio para detectarlo, esta supernova tenía que ser reciente (menos de 50 años). Ahora, a unos 410 años luz de distancia , lo más probable es que hubiera sido visible a simple vista, a menos que estuviera escondido detrás de mucho polvo. La estrella de Przybylski debería haber estado muy cerca de la supernova y también habría adquirido una gran velocidad.
Un chorro o el disco de acreción de una estrella de neutrones o un agujero negro cercano pueden producir neutrones , rayos gamma, así como electrones altamente acelerados y núcleos atómicos como los rayos cósmicos . La estrella de neutrones o el agujero negro menos luminosos son más fáciles de ocultar que una supernova y pueden producir radiación continua.
Según VF Gopka, OM Ulyanov, SM Andrievsky, una estrella de neutrones cuyo plano de órbita es casi perpendicular a nuestra línea de visión cerca de la estrella de Przybylski sería indetectable ( velocidad radial demasiado baja para ser detectada por efecto Doppler y luz ahogada en la del subgigante). La estrella de neutrones emitiría rayos gamma lo suficientemente enérgicos como para arrebatar neutrones de los núcleos, así como electrones lo suficientemente energéticos como para formar neutrones por colisión con protones . Estos neutrones alimentarían un proceso r.
Quizás la estrella de Przybylski sea un objeto Thorne-Żytkow de baja masa, resultado de la fusión de una estrella de neutrones con una estrella pequeña o un gran planeta gaseoso.